Estrella

Una estrella es un cuerpo celeste  autoluminoso masivo , compuesto de gas y plasma , en el que ocurren, han ocurrido o ocurrirán reacciones termonucleares . La estrella más cercana a la Tierra es el Sol , otras estrellas en el cielo nocturno parecen puntos de diferente brillo, conservando su posición relativa . Las estrellas difieren en estructura y composición química, y parámetros como el radio , la masa y la luminosidad pueden diferir en órdenes de magnitud para diferentes estrellas .

El esquema más común para clasificar las estrellas, por tipos espectrales  , se basa en su temperatura y luminosidad . Además, entre las estrellas se distinguen las estrellas variables , que cambian su brillo aparente por diversos motivos, con su propio sistema de clasificación . Las estrellas a menudo forman sistemas vinculados gravitacionalmente: sistemas binarios o múltiples , cúmulos estelares y galaxias . Con el tiempo, las estrellas cambian sus características, ya que en sus profundidades se produce una fusión termonuclear, como resultado de lo cual la composición química y la masa cambian; este fenómeno se denomina evolución de las estrellas y, dependiendo de la masa inicial de la estrella, puede ocurrir de maneras completamente diferentes .

La vista del cielo estrellado ha atraído a personas desde la antigüedad, los mitos y leyendas de diferentes pueblos se asociaron con la vista de constelaciones o luminarias individuales sobre él , y aún se refleja en la cultura . Desde la época de las primeras civilizaciones , los astrónomos han compilado catálogos del cielo estrellado , y en el siglo XXI hay muchos catálogos modernos que contienen información diversa para cientos de millones de estrellas .

Definición y características

No existe una definición generalmente aceptada de una estrella. En la mayoría de las definiciones, los objetos autoluminosos masivos que consisten en gas o plasma [1] se consideran estrellas , en las que al menos en alguna etapa de evolución (ver más abajo ) se produce una fusión termonuclear en sus núcleos , cuyo poder es comparable a su propia luminosidad [2] [3] .

Características observacionales

Casi todas las estrellas se observan desde la Tierra como objetos puntuales, incluso cuando se utilizan telescopios con gran aumento; la excepción es solo una pequeña parte de las estrellas, cuyas dimensiones angulares superan la resolución de los instrumentos más grandes, así como el Sol [4 ] . En total, hay unas 6.000 estrellas en el cielo que se pueden ver a simple vista en buenas condiciones, y se pueden observar hasta 3.000 estrellas situadas por encima del horizonte simultáneamente. La posición mutua de las estrellas (excepto el Sol), a diferencia de la Luna y otros objetos del sistema solar , cambia muy lentamente: el mayor movimiento propio de una estrella , que se registra en la estrella de Barnard , es de unas 10 ″ por año, y para la mayoría de las estrellas no supera los 0,05′′ por año [5] . Para que el movimiento de las estrellas se note sin medidas precisas, es necesario comparar la apariencia del cielo estrellado con un intervalo de miles de años. En este sentido, desde la antigüedad las estrellas se han unido en constelaciones , y a principios del siglo XX, la Unión Astronómica Internacional aprobó la división del cielo en 88 constelaciones y los límites de cada una de ellas [6] [7] [8] .

La magnitud aparente  es una medida de la cantidad de luz producida por las estrellas. Este valor está relacionado linealmente con el logaritmo de la iluminación, y cuanto mayor es la iluminación, menor es la magnitud. Entonces, por ejemplo, la magnitud aparente del Sol es −26,72 m , y la estrella más brillante en el cielo nocturno es Sirio con una magnitud aparente de −1,46 m . Sin embargo, hay muchas estrellas con una luminosidad mucho mayor que Sirio, pero a los observadores terrestres les parecen más tenues debido a su gran distancia [9] [10] .

Las distancias a las estrellas se miden por varios métodos. Las distancias a las estrellas más cercanas se miden utilizando el método de paralaje anual . Por ejemplo, la estrella más cercana a la Tierra después del Sol es Próxima Centauri , su paralaje es de aproximadamente 0,76”, por lo que se aleja a una distancia de 4,2 años luz . Sin embargo, su magnitud es de +11,09 my no es visible a simple vista [11] . Para medir la distancia a estrellas más distantes, se utilizan otros métodos, por ejemplo, el método fotométrico : si sabes cuál es la luminosidad absoluta de la estrella, comparándola con la iluminación, puedes determinar la distancia a la estrella. Un conjunto de métodos para determinar distancias, incluso a estrellas, forma una escala de distancias en astronomía [12] .

Los espectros de emisión de las estrellas varían, pero la mayoría de las veces son espectros continuos con líneas de absorción . En algunos casos, las líneas de emisión se observan sobre el fondo del espectro continuo [13] . Para describir los espectros estelares se suele utilizar el concepto de cuerpo negro , que irradia ondas electromagnéticas según la ley de Planck , aunque no todas las estrellas tienen espectros similares al de Planck. La temperatura de un cuerpo absolutamente negro del mismo radio y luminosidad que la estrella se denomina temperatura efectiva de la estrella y, por regla general, es esta temperatura la que se entiende por temperatura superficial de la estrella. Por lo general, las temperaturas efectivas de las estrellas se encuentran en el rango de 2-3 a 50 mil Kelvin [6] [14] [15] .

Características físicas

Los parámetros de las estrellas varían en un rango muy amplio. A menudo, sus características se expresan en términos solares: por ejemplo, la masa del Sol ( M ⊙ ) es 1,99⋅10 30 kg, el radio del Sol ( R ⊙ ) es 6,96⋅10 8 m y la luminosidad solar ( L ⊙ ) es 3, 85⋅10 26 W [6] . A veces se utiliza la magnitud estelar absoluta como medida de luminosidad : es igual a la magnitud estelar aparente de una estrella, que tendría estando a una distancia de 10 parsecs del observador [16] .

Por lo general, las masas de las estrellas varían de 0,075 a 120 M⊙ , aunque a veces hay luminarias de una masa mayor: una estrella con la masa máxima conocida, R136a1 , es 265 veces más masiva que el Sol , y durante la formación su masa era 320 METRO ⊙ [1] . Es posible medir la masa de una estrella con alta precisión solo si pertenece a un sistema visual-binario (ver más abajo ), cuya distancia se conoce, luego la masa se determina en base a la ley de universal gravitación [17] . Los radios de las estrellas suelen estar situados en el rango de 10 −2 a 10 3 R ⊙ , pero debido a que están demasiado lejos de la Tierra, sus tamaños angulares no son fáciles de determinar: para ello se puede utilizar la interferometría . , por ejemplo [4] . Finalmente, las luminosidades absolutas de las estrellas pueden oscilar entre 10 −4 y 10 6 L ⊙ [1] [6] [18] . Las supergigantes tienen las luminosidades y los radios más altos [19] : por ejemplo, las estrellas UY Scuti y Stephenson 2-18 tienen algunos de los radios más grandes conocidos, que son aproximadamente 2⋅10 3 R ⊙ [20] [21] [22] , y la de mayor luminosidad la tiene R136a1, también la estrella más masiva conocida [23] .

La composición química de las estrellas también varía. Se componen principalmente de hidrógeno y helio , y en las estrellas jóvenes, el hidrógeno constituye el 72-75 % de la masa y el helio, el 24-25 %, y la proporción de helio aumenta con la edad [6] .

Todas las estrellas tienen un campo magnético . Por ejemplo, cerca del Sol, es inestable, tiene una estructura compleja y su intensidad en puntos puede alcanzar los 4000 oersteds . Las estrellas magnéticas tienen campos de hasta 3.4⋅10 4 oersted y el efecto Zeeman causado por ellos [24] .

La estructura de las estrellas

Se sabe por observaciones que las estrellas son, por regla general, estacionarias, es decir, están en equilibrio hidrostático y termodinámico . Esto también es cierto para las estrellas variables (ver a continuación ), ya que la mayoría de las veces su variabilidad consiste en fluctuaciones en los parámetros relativos al punto de equilibrio. Además, para la transferencia de radiación , se debe cumplir la ley de conservación de la energía , ya que la energía se genera en la parte central de la estrella y se transfiere a su superficie [1] [25] [26] .

En la mayoría de las estrellas, la materia obedece a la ecuación de estado de los gases ideales , y los valores de parámetros como la temperatura, la densidad y la presión de la materia aumentan a medida que te acercas al centro de la estrella: por ejemplo, en el centro del Sol, la temperatura alcanza los 15,5 millones de kelvin, la densidad es de 156 g/cm 3 y la presión es de 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Estructura interna

En las regiones internas de la estrella, la energía se libera y se transfiere a la superficie. La energía en las estrellas, con la excepción de las protoestrellas y las enanas marrones , se produce por fusión termonuclear (ver más abajo ), que ocurre en el núcleo de la estrella , donde la temperatura y la presión son máximas, o en una fuente de capa alrededor de un núcleo inerte. . Tal situación se da, por ejemplo, en subgigantes , cuyo núcleo consiste en helio, y aún no se han alcanzado las condiciones para su combustión. En el Sol, el límite del núcleo se encuentra a una distancia de 0,3 R ⊙ de su centro [28] .

Hay dos mecanismos principales de transferencia de energía en las estrellas: la transferencia radiativa, que ocurre cuando la materia es lo suficientemente transparente para que los fotones transfieran energía rápidamente , y la convección , que ocurre cuando la materia es demasiado opaca para la transferencia radiativa, lo que provoca una temperatura lo suficientemente grande. gradiente, y la sustancia comienza a mezclarse. Las regiones de una estrella en las que se transfiere energía de una forma u otra se denominan, respectivamente, zona de transferencia radiativa y zona convectiva [29] .

En diferentes estrellas, la zona de transferencia de radiación y la zona de convección están ubicadas de manera diferente. Por ejemplo, en estrellas de secuencia principal con una masa superior a 1,5 M ⊙ , el núcleo está rodeado por una zona convectiva, mientras que la zona de transporte radiativo se encuentra en el exterior. En el rango de masas de 1,15 a 1,5 M ⊙ , las estrellas tienen dos zonas de convección en el centro y en el límite, que están separadas por una zona de transporte radiativo. En estrellas con una masa más baja, hay una zona de convección en el exterior y una zona de transferencia de radiación en el interior; el Sol también pertenece a esas estrellas, el límite de estas regiones se encuentra a una distancia de 0.7 R ⊙ de su centro [30] . La mayoría de las estrellas de baja masa son totalmente convectivas [31] [32] .

Atmósferas de estrellas

La atmósfera estelar  es la región en la que se forma la radiación observada directamente [33] .

  • La fotosfera  es la parte más baja y opaca de la atmósfera. En él se forma un espectro continuo de radiación, y cuando se observa en el rango óptico, se parece a la superficie de una estrella. También se asocia con el fenómeno de oscurecimiento hacia el borde , por lo que los bordes de la estrella resultan más tenues que las regiones centrales: por ejemplo, en el Sol en el rango visible, los bordes son un 40% más tenues que las regiones centrales. centro [34] . La temperatura de la fotosfera solar es de 6500 K y la densidad es de 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • La capa de inversión se encuentra por encima de la fotosfera y, en comparación con ella, tiene una temperatura y una densidad más bajas. Forma líneas de absorción en el espectro. En el Sol, la temperatura de esta capa es de unos 4500 K, y la densidad es de 10 −7 kg/m 3 [33] .
  • La cromosfera  es una capa de la atmósfera estelar con una temperatura más alta que la fotosfera, lo que crea líneas de emisión en el espectro. La temperatura de la cromosfera del Sol es de 10.000 K, pero su brillo es 100 veces menor que el de la fotosfera. Esta capa está ausente en las estrellas calientes [33] [36] .
  • La corona  es la capa exterior de la atmósfera estelar con una temperatura muy alta, pero una densidad y un brillo muy bajos. En esta región, la radiación se produce predominantemente en el rango de los rayos X , y la potencia en esta capa no supera el 10-3 de la luminosidad total de la estrella; para el Sol es 10 −6 L ⊙ . Debido a la baja luminosidad en el rango óptico, la corona solo se ha observado cerca del Sol y solo durante los eclipses solares totales . La temperatura de la corona solar es de 1,5 millones de Kelvin, pero en algunas estrellas puede alcanzar los 10 millones de K [33] [37] .

Muchas estrellas tienen un viento estelar  , una salida estacionaria de materia de la atmósfera al espacio. El viento estelar más poderoso se observa en estrellas masivas; en estrellas de baja masa, se lleva una pequeña parte de la masa, pero con el tiempo, ralentiza significativamente su rotación alrededor del eje. La presencia de un viento estelar significa que la atmósfera de la estrella es inestable [38] .

Clasificación

El primer intento exitoso de clasificar las estrellas fue realizado en 1863 por el astrónomo y sacerdote italiano Angelo Secchi . Notó una fuerte correlación entre los colores visibles de las estrellas y las líneas de absorción en sus espectros, y en base a esto dividió las estrellas en cuatro clases espectrales , a las que luego se añadió una quinta. Más tarde, al compilar el catálogo de Henry Draper , los astrónomos del Observatorio de Harvard identificaron una gran cantidad de espectros, nombrados en letras latinas en orden de debilitamiento de las líneas de hidrógeno en ellos . Este sistema, con modificaciones, formó la base del sistema de clasificación de estrellas utilizado hasta el día de hoy [39] [40] [41] .

Sería natural clasificar las estrellas según el tipo de reacciones termonucleares que tienen lugar en ellas y su posición, que, a su vez, depende de su etapa evolutiva (ver más abajo ). Sin embargo, sin la presencia de una teoría adecuada, es imposible determinar qué reacciones tienen lugar en una estrella si solo se conocen sus características externas, por ejemplo, el color y la luminosidad, por lo que es la clasificación espectral la que se ha vuelto generalmente aceptada [42]. ] .

Sistema de clasificación de Yerke

El sistema de clasificación de estrellas que todavía se utiliza en la actualidad se desarrolló a finales de los siglos XIX y XX en el Observatorio de Harvard y se denominó sistema Harvard. La pertenencia de una estrella a una u otra clase espectral está determinada por el tipo de su espectro: la posición del máximo de emisión y la intensidad de ciertas líneas de absorción [41] .

Cuando se construyó el diagrama de "clase espectral - luminosidad", conocido como diagrama de Hertzsprung - Russell , resultó que las estrellas se ubican en él de manera no homogénea y se agrupan en varias regiones, a cada una de las cuales se le asignó una clase de luminosidad. El sistema que usaba el tipo espectral y la clase de luminosidad se conoció como el sistema Yerk o el sistema Morgan  - Keenan , por los nombres de los astrónomos que lo desarrollaron [43] .

Clases espectrales

Las principales clases espectrales de estrellas en orden decreciente de temperatura son O, B, A, F, G, K, M. Inicialmente, las clases se nombraron alfabéticamente según el debilitamiento de las líneas de hidrógeno en ellas, pero luego se combinaron algunas clases, y su conexión con la temperatura, por lo tanto, en orden descendente de temperatura, la secuencia comenzó a verse así [41] . Cada una de las clases se divide en 10 subclases de 0 a 9 en orden de temperatura decreciente, excepto O: originalmente se dividió en subclases de O5 a O9, pero luego se introdujeron subclases hasta O2 [44] . A veces se utilizan subclases de medio entero, como B0.5. Las clases y subclases de temperatura más alta se denominan temprano, temperatura baja - tardío [45] [46] . Las estrellas se distribuyen de forma extremadamente desigual entre las clases: alrededor del 73% de las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a la clase M, alrededor del 15% más a la clase K, mientras que el 0,00002% de las estrellas de clase O [47] .

Además de las principales clases espectrales, existen otras adicionales. Las clases C (a veces divididas en R y N) y S son estrellas de carbono y circonio de baja temperatura , respectivamente [46] [16] . Las clases L, T, Y son las clases de enanas marrones en orden decreciente de temperatura, después de la clase M [40] .

Características de los espectros de estrellas de cada clase [16] [40] [46]
Clase Temperatura ( K ) [48] [49] [50] Color Características del espectro
O > 30.000 Azul Hay líneas de átomos ionizados múltiples, por ejemplo, He II [51] , C III , N III , O III , Si V. Hay líneas He I, las líneas HI son débiles.
B 10,000—30,000 blanco azul La intensidad de las líneas He I es máxima, aparecen las líneas Ca II y son visibles las líneas O II, Si II y Mg II . Las líneas He II están ausentes.
A 7400—10,000 Blanco La intensidad de las líneas HI es máxima, las líneas Ca II se intensifican y aparecen las líneas de metales neutros. Las líneas He I desaparecen.
F 6000-7400 amarillo blanco Las líneas de Ca II y otros metales, por ejemplo, Fe I , Fe II, Cr II , Ti II , aumentan, las líneas HI se debilitan.
GRAMO 5000-6000 Amarillo La máxima intensidad de las líneas Ca II, las líneas HI se debilitan.
k 3800-5000 Naranja Se observan principalmente líneas metálicas, en particular Ca I. Aparecen bandas de absorción de TiO , las líneas HI son insignificantes.
METRO 2500-3800 Rojo Hay muchas líneas de metales y compuestos moleculares, especialmente TiO.
C 2500-3800 Rojo Los espectros son similares a los de las estrellas K y M, sin embargo, en lugar de bandas de TiO, se observan fuertes bandas de absorción por compuestos de carbono .
S 2500-3800 Rojo Los espectros son similares a los de las estrellas de clase M, pero en lugar de las bandas de TiO, hay bandas de ZrO y otras bandas de absorción molecular.
L 1300-2500 Rojo oscuro Las líneas de metales alcalinos son pronunciadas , especialmente Na I y KI , las bandas de TiO desaparecen.
T 600-1300 Rojo oscuro Las bandas CH 4 y H 2 O están presentes .
Y < 600 Rojo oscuro Aparecen líneas NH 3 .

A veces, las clases W también se utilizan para estrellas Wolf-Rayet , P para nebulosas planetarias y Q para estrellas nuevas [52] .

Clases de luminosidad

Las estrellas del mismo tipo espectral tienen espectros y temperaturas similares, pero pueden tener diferentes tamaños y, como resultado, luminosidades. Por lo tanto, para completar la clasificación, se introducen clases de luminosidad, cada una de las cuales ocupa su propia área del diagrama de Hertzsprung-Russell. Clases de luminosidad, de más brillante a más tenue [40] [53] :

La gran mayoría de las estrellas, el 90%, pertenecen a la secuencia principal [54] . El Sol es una estrella amarilla de secuencia principal (o simplemente una enana amarilla ), respectivamente, su tipo espectral es G2V [40] .

Los espectros de estrellas del mismo tipo espectral, pero diferentes clases de luminosidad, también difieren. Por ejemplo, en las estrellas más brillantes de las clases espectrales B–F, las líneas de hidrógeno son más estrechas y profundas que en las estrellas de menor luminosidad. Además, las líneas de elementos ionizados son más fuertes en las estrellas gigantes, y estas estrellas mismas son más rojas que las estrellas de la secuencia principal de los mismos tipos espectrales [55] .

Notaciones adicionales

Si el espectro de una estrella tiene algunas características que la distinguen de otros espectros, se agrega una letra adicional a la clase espectral. Por ejemplo, la letra e significa que hay líneas de emisión en el espectro ; m significa que las líneas de metal son fuertes en el espectro. Las letras n y s significan que las líneas de absorción son anchas o estrechas, respectivamente. La notación neb se usa si la forma del espectro indica la presencia de una nebulosa alrededor de la estrella, p para espectros peculiares [56] [57] .

Estrellas variables

Las variables son aquellas estrellas cuyo brillo cambia lo suficiente como para ser detectadas con el estado actual de la técnica. Si la variabilidad es causada por cambios físicos en la estrella, entonces se llama física, y si la iluminación creada por la estrella cambia solo debido a su rotación o cobertura por otros objetos, se llama geométrica. La variabilidad física y geométrica se puede combinar. La magnitud estelar en este caso puede cambiar tanto periódicamente como incorrectamente [58] [59] [60] . Al mismo tiempo, la variabilidad no es una característica constante de una estrella, sino que surge y desaparece en diferentes etapas de su evolución (ver más abajo ) y puede tomar un carácter diferente para la misma estrella [61] .

Por el momento se conocen cientos de miles de estrellas variables, incluso en otras galaxias. Algunos tipos de estrellas variables, como las cefeidas o las supernovas , se utilizan en astronomía como velas estándar y permiten medir distancias en el espacio [58] [62] .

La clasificación de las estrellas variables es compleja y tiene en cuenta la forma de la curva de luz de la estrella , la amplitud y frecuencia de sus cambios y los procesos físicos que provocan la variabilidad. En el Catálogo General de Estrellas Variables , diseñado para clasificar y catalogar variables, se distinguen cientos de clases de estrellas variables, pero algunas estrellas aún no pertenecen a ninguna de ellas [58] [63] . Hay un sistema de nombres especial para las estrellas variables (ver más abajo ), y las clases de variables en sí mismas, por regla general, reciben el nombre de la estrella que se convirtió en el prototipo de esta clase, por ejemplo, el prototipo de las variables del El tipo RR Lyra es la estrella RR Lyra [60] [ 64] .

Se pueden distinguir los siguientes tipos principales de estrellas variables [60] :

Sistemas estelares

Estrellas dobles y múltiples

Una estrella binaria  es un sistema de dos estrellas que giran alrededor de un centro de masa común. Si un sistema ligado gravitacionalmente incluye varias estrellas, entonces dicho sistema se denomina estrella múltiple , y las estrellas múltiples, por regla general, tienen una estructura jerárquica: por ejemplo, los sistemas triples pueden consistir en una estrella doble y una sola estrella bastante distantes de eso. Más de la mitad de todas las estrellas pertenecen a sistemas binarios y múltiples, y los períodos de revolución en ellas pueden variar desde varios minutos hasta varios millones de años. Las estrellas binarias sirven como la fuente de información más confiable sobre las masas y algunos otros parámetros de las estrellas [70] [71] .

Las estrellas binarias generalmente se clasifican según el método por el cual se descubrió su binario [70] [71] [72] :

  • estrellas binarias visuales  : pares de estrellas, cuyos componentes se pueden distinguir directamente durante las observaciones;
  • estrellas binarias espectrales  - pares de estrellas cuya dualidad se detecta durante los estudios de espectro: su movimiento orbital provoca el efecto Doppler , que cambia la posición de las líneas espectrales de uno o ambos componentes;
  • Las estrellas binarias eclipsantes  son pares de estrellas cuyos componentes periódicamente se eclipsan parcial o totalmente, por lo que se observan cambios de magnitud aparente y variabilidad . A veces se utiliza un concepto más amplio de "binarias fotométricas", que también incluye casos en los que no se producen ocultaciones , pero una o ambas estrellas, bajo la influencia de las fuerzas de marea de cada una , se estiran y giran en diferentes direcciones, como resultado de lo cual la variabilidad también se observa;
  • estrellas binarias astrométricas: pares de estrellas en las que solo se observa un objeto más brillante, mientras que su trayectoria no es rectilínea, lo que indica la presencia de un compañero masivo tenue, por ejemplo, una enana blanca .

También se distinguen sistemas binarios cercanos  : pares de estrellas, cuya distancia es comparable a su tamaño. En tales sistemas, se pueden observar varios fenómenos causados ​​por la interacción de las estrellas, por ejemplo, el flujo de materia de una estrella a otra si una o ambas estrellas llenan su lóbulo de Roche [70] [72] [73] .

A veces hay pares de estrellas que están muy juntas en la proyección sobre la esfera celeste , pero ubicadas a una gran distancia entre sí y no conectadas por la gravedad. Estos pares se denominan binarios ópticos [72] .

Cúmulos estelares

Un cúmulo estelar  es un grupo de estrellas estrechamente espaciadas en el espacio y relacionadas por su origen en la misma nube molecular . En general, se acepta que los cúmulos estelares se dividen en dos tipos: globulares y abiertos [74] , sin embargo, a veces las asociaciones estelares también se consideran cúmulos estelares . Los cúmulos de estrellas son valiosos para la astronomía porque las estrellas en ellos están ubicadas a la misma distancia de la Tierra y se formaron casi simultáneamente con casi la misma composición química. Así, se diferencian únicamente en la masa inicial, lo que facilita la formulación de la teoría de la evolución estelar [75] .

Los cúmulos globulares son cúmulos densos y masivos que tienen una forma esférica y una mayor concentración de estrellas en el centro del cúmulo. Contienen de 10 mil a varios millones de estrellas, en promedio, alrededor de 200 mil, y sus diámetros son de 100 a 300 años luz . Dichos cúmulos tienen una edad de alrededor de 10 a 15 mil millones de años, por lo que pertenecen a la población II y forman un subsistema esférico de la Galaxia (ver más abajo ). Las estrellas de los cúmulos globulares son pobres en metales , ya que se formaron hace mucho tiempo, y tienen masas pequeñas, ya que las estrellas masivas ya han completado su evolución (ver más abajo ) [76] [75] [77] .

Los cúmulos estelares abiertos son menos densos que los cúmulos globulares y contienen menos estrellas: de varias decenas a varios miles, en promedio 200-300, los diámetros de dichos cúmulos son de hasta 50 años luz. A diferencia de los cúmulos globulares, los cúmulos abiertos no están tan fuertemente ligados por la gravedad y tienden a desintegrarse dentro de los mil millones de años de formación. Dichos cúmulos pertenecen a la población I y están concentrados en el disco galáctico , y en los mismos cúmulos hay muchas estrellas masivas y brillantes [78] [75] [77] .

Las asociaciones estelares son grupos de estrellas aún más enrarecidos con una masa total de menos de 1000 M ⊙ y un diámetro de hasta 700 años luz [79] . Están muy débilmente unidos por la gravedad, por lo que se descomponen dentro de los 10 millones de años posteriores a su formación. Esto significa que están compuestos por estrellas muy jóvenes [80] [75] [81] .

Galaxias

Las galaxias son sistemas de estrellas y materia interestelar , la mayor de las cuales puede contener cientos de miles de millones de estrellas y tener radios de hasta 30 kiloparsecs . Las estrellas están distribuidas de manera desigual en las galaxias: las estrellas jóvenes de población I rica en metales forman un componente plano de la galaxia, que se observa como un disco galáctico, mientras que las estrellas de población II viejas y pobres en metales forman un componente esférico, que está fuertemente concentrado hacia el centro de la galaxia [82] [83] [84 ] .

Cuatro tipos principales de galaxias identificados por Edwin Hubble en 1925 [85] [86] :

  • galaxias elípticas  : galaxias sin una estructura interna pronunciada, que tienen forma de bola o elipsoide. Prácticamente no contienen gas ni polvo y consisten principalmente en estrellas viejas. No hay ningún componente plano en ellos;
  • las galaxias lenticulares son exteriormente similares a las elípticas, pero, aunque en ellas la componente esférica es la principal, también tienen un disco estelar;
  • las galaxias espirales tienen componentes tanto esféricos como planos, siendo este último más pronunciado que en los lenticulares, y se encuentra una estructura espiral en los discos de las galaxias espirales;
  • Las galaxias irregulares  son galaxias de forma asimétrica que contienen mucho gas y polvo. El componente esférico en tales galaxias está prácticamente ausente, la mayoría de las estrellas son jóvenes y forman un subsistema plano.

Evolución de las estrellas

Los parámetros físicos y observables de las estrellas no son constantes, ya que debido a las reacciones termonucleares que tienen lugar en ellas , la composición de la estrella cambia, la masa disminuye y se emite energía. El cambio en las características de una estrella a lo largo del tiempo se denomina evolución de una estrella , este proceso se lleva a cabo de manera diferente para estrellas de diferentes masas iniciales [87] . A menudo, en tales casos, se habla de la "vida de una estrella", que comienza cuando las reacciones nucleares se convierten en la única fuente de energía de la estrella y termina cuando las reacciones cesan [88] [89] [90] . El tiempo de vida de una estrella, dependiendo de la masa inicial, oscila entre varios millones y decenas de billones de años [91] [92] . Durante su vida, la variabilidad puede aparecer y desaparecer en las estrellas [61] , y la evolución de una estrella puede verse influida por su pertenencia a un sistema binario cercano [93] .

Nucleosíntesis estelar

En diferentes etapas de la evolución de las estrellas, en ellas tienen lugar diversas reacciones termonucleares . Los más importantes, energéticamente eficientes y duraderos, el ciclo protón-protón y el ciclo CNO , en el que se forma un núcleo de helio a partir de cuatro protones , se producen en los núcleos de las estrellas de la secuencia principal [94] [95] .

En estrellas suficientemente masivas, en etapas posteriores de la evolución, se sintetizan elementos más pesados: primero, carbono en el proceso del triple helio , y en las estrellas más pesadas, elementos más pesados ​​hasta el hierro  ; no se produce más nucleosíntesis, ya que es energéticamente desfavorable [96]. ] [95] . Sin embargo, se pueden producir elementos más pesados ​​que el hierro en lo que se conoce como nucleosíntesis explosiva , que ocurre cuando una estrella pierde su equilibrio hidrostático, como en las explosiones de supernova [97] .

La etapa inicial de la evolución estelar

Las estrellas se forman a partir de nubes frías y enrarecidas de gas interestelar , que comienzan a encogerse debido a la inestabilidad gravitacional resultante . Inicialmente, solo las nubes de gran masa pueden comenzar a colapsar, pero en el proceso se dividen en áreas de compresión más pequeñas, cada una de las cuales ya se convierte en una estrella separada. Por esta razón, las estrellas siempre se forman en grupos: como parte de asociaciones estelares o cúmulos estelares [98] . Después de que se forma un núcleo en equilibrio hidrostático en una nube, comienza a considerarse una protoestrella . La protoestrella brilla debido a la compresión, primero en el infrarrojo lejano, luego se calienta y se vuelve visible en el rango óptico. Esta etapa puede durar desde 10 5 años para las estrellas más grandes hasta 10 9 años para las menos masivas [99] [100] [101] . En este momento, también se forman discos protoplanetarios alrededor de la estrella, que posteriormente pueden evolucionar hacia sistemas planetarios [102] . Después de eso, el interior de la estrella, si su masa es más de 0.075 M ⊙ , se calienta lo suficiente y comienza la síntesis de helio a partir de hidrógeno: en este momento, la estrella se convierte en una estrella de secuencia principal de pleno derecho. Si la masa es inferior a 0,075 M ⊙ , la protoestrella se convierte en una enana marrón , en la que la fusión termonuclear puede tener lugar durante algún tiempo, pero la mayor parte de la energía se libera debido a la compresión [1] [3] .

Secuencia principal

Después de que comienza la síntesis de helio a partir de hidrógeno en una estrella, se convierte en una estrella de secuencia principal y pasa la mayor parte de su vida en este estado: el 90% de las estrellas, incluido el Sol, pertenecen a la secuencia principal [54] .

Las características de las estrellas de la secuencia principal dependen principalmente de la masa y, en mucha menor medida, de la edad y la composición química inicial: cuanto mayor es la masa de una estrella, mayor es su temperatura, radio y luminosidad, y menor su tiempo de vida en la estrella principal. secuencia. Así, por ejemplo, una estrella con una masa de 0,1 M ⊙ tendrá una luminosidad de 0,0002 L ⊙ , una temperatura de 3000 K y un tipo espectral M6, y una estrella con una masa de 18 M ⊙ tendrá  una luminosidad de 30 000 L ⊙ , una temperatura de 33.000 K y tipo espectral O9,5 [92] . Las estrellas más pesadas tienen una vida útil en la secuencia principal de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de menor masa tienen una vida útil de unos 10 billones de años, lo que supera la edad del Universo [54] [103] . Las estrellas de la población II con una baja abundancia de elementos pesados, que también sintetizan helio en el núcleo, son varias veces más tenues que las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo espectral y se denominan subenanas [104] .

La etapa de secuencia principal termina cuando queda muy poco hidrógeno en el núcleo de la estrella y su combustión no puede continuar en el mismo modo. Diferentes estrellas entonces se comportan de manera diferente [105] .

Evolución de las estrellas después de la secuencia principal

En la mayoría de las estrellas, el helio se acumula en el núcleo y queda cada vez menos hidrógeno. Como resultado, el hidrógeno comienza a arder en una capa fuente alrededor del núcleo, y la propia estrella pasa primero a la etapa subgigante , y luego a la rama gigante roja , enfriándose, pero multiplicando su tamaño y luminosidad [105] .

La excepción son las estrellas con masas inferiores a 0,2 M ⊙ : son completamente convectivas y el helio en ellas se distribuye por todo el volumen. Según los modelos teóricos, se calientan y se encogen, convirtiéndose en enanas azules y luego en enanas blancas de helio (ver más abajo ) [103] [106] .

En estrellas de mayor masa, la combustión de helio comienza en un momento determinado . Si la masa de la estrella es inferior a 2,3 M⊙ , se enciende de forma explosiva: se produce un destello de helio y la estrella está en la rama horizontal . Con una masa más grande, el helio se enciende gradualmente y la estrella pasa por un bucle azul . Cuando el carbono y el oxígeno se acumulan en el núcleo, y queda poco helio, el núcleo comienza a encogerse y la estrella pasa a la rama gigante asintótica  ; los procesos aquí son similares a los que ocurren en las estrellas en la rama gigante roja. Para las estrellas con masas inferiores a 8 M ⊙ , esta etapa es la última: se despojan de sus caparazones y se convierten en enanas blancas compuestas de carbono y oxígeno [107] [108] .

En estrellas más masivas, el núcleo comienza a encogerse y la estrella se convierte en una supergigante . En él comienzan las reacciones termonucleares que involucran al carbono, para estrellas con una masa de 8-10 M ⊙ como resultado de una detonación de carbono , y gradualmente en estrellas más masivas. Pronto, pueden comenzar las reacciones con elementos más pesados, hasta el hierro, y se forman en la estrella muchas capas que consisten en diferentes elementos. Después de eso, la estrella puede desprenderse del caparazón, convirtiéndose en una enana blanca, que consta de oxígeno, neón o magnesio , o explotar como una supernova, y luego quedará una estrella de neutrones o un agujero negro [107] [108] .

Etapas finales de la evolución estelar

Hay tres tipos de objetos en los que una estrella puede convertirse al final de su vida [109] .

Las enanas blancas  son objetos de materia degenerada con una masa del orden del sol, pero radios 100 veces más pequeños. Las estrellas con masas iniciales de menos de 8–10 M ⊙ se convierten en enanas blancas , dejando caer la capa, que se observa como una nebulosa planetaria . Las enanas blancas no generan energía, pero irradian solo debido a la alta temperatura en su interior: las más calientes tienen temperaturas de alrededor de 70.000 K , pero se enfrían gradualmente y se convierten en enanas negras [107] [109] .

Las estrellas de neutrones se forman si la masa del núcleo degenerado de una estrella supera el límite de Chandrasekhar  - 1,46 M ⊙ . En este caso, el colapso del núcleo se produce con la neutronización de la materia, en la que se produce una explosión de supernova . Con una estrella de neutrones de masa igual a 2 M ⊙ , su radio será de unos 10 km [107] [109] [110] .

Se forma un agujero negro si la masa del núcleo supera el límite de Oppenheimer-Volkov , igual a 2-2,5 M ⊙ . La estrella de neutrones resultante resulta ser inestable y el colapso continuará: se desconocen más configuraciones estables. En algún momento, el radio del núcleo se vuelve más pequeño que el radio de Schwarzschild , momento en el cual la segunda velocidad cósmica se vuelve igual a la velocidad de la luz , y aparece un agujero negro de masa estelar [107] [109] .

Catálogos de estrellas y nomenclatura

Las listas de estrellas que contienen información sobre ellas, como coordenadas celestes , movimientos propios , magnitudes o tipos espectrales , se conocen como catálogos de estrellas. Algunos catálogos contienen información sobre estrellas de un determinado tipo: por ejemplo, solo sobre binarias o variables . El Centro de Datos Astronómicos de Estrasburgo es responsable del almacenamiento, sistematización y difusión de datos sobre catálogos de estrellas . Entre los catálogos de estrellas modernos, se pueden distinguir los siguientes [111] [112] [113] :

  • El catálogo de Hipparcos compilado en base a los resultados del trabajo del telescopio espacial del mismo nombre en 1989-1993 en el rango óptico . Contiene información sobre 118.218 estrellas, como paralajes anuales de 0,001″, movimientos propios de 0,001″/año y magnitudes, y también proporciona el sistema de coordenadas ICRS estándar ;
  • El catálogo de Tycho-2 también se compiló a partir del trabajo de Hipparcos. Tiene menos precisión, pero contiene información sobre más de 2 millones de estrellas;
  • 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) es un catálogo que contiene las coordenadas y magnitudes en la región del infrarrojo cercano para 500 millones de estrellas, compilado por el Instituto de Tecnología de California .
  • El catálogo de Gaia  se basa en el trabajo del telescopio espacial del mismo nombre. El catálogo contiene, en particular, las coordenadas y magnitudes de más de 1.800 millones de estrellas, así como la paralaje y el movimiento propio de más de 1.400 millones. El telescopio continúa funcionando, por lo que se espera la adición y perfeccionamiento del catálogo [114] [115] .

Nomenclatura

Desde la antigüedad, las estrellas recibieron sus propios nombres (ver más abajo ), pero con el desarrollo de la astronomía surgió la necesidad de una nomenclatura estricta. Hasta 2016, no había nombres propios oficiales para las estrellas, pero para 2020, la Unión Astronómica Internacional ha aprobado 336 nombres propios [116] [117] .

La notación de Bayer , introducida en 1603 por Johann Bayer , fue la primera en utilizarse, con algunas modificaciones, hasta el día de hoy. En su catálogo, las estrellas más brillantes de cada constelación llevan el nombre de una letra griega y el nombre de la constelación. Por lo general, aunque no en todos los casos, la estrella más brillante de la constelación recibió la letra α, la segunda, β, y así sucesivamente. Si había más estrellas en la constelación que letras en el alfabeto griego , se usan las letras del alfabeto latino: primero en minúsculas de la a a la z, luego en mayúsculas de la A a la Z. Por ejemplo, la estrella más brillante en la constelación Leo  - Regulus  - tiene la designación α Leo [116 ] .

Otro sistema ampliamente utilizado, las designaciones de Flamsteed  , aparecieron en 1783 y se basan en el catálogo de John Flamsteed publicado en 1725, después de su muerte. En él, a cada estrella de la constelación se le asigna un número en orden creciente de ascensión recta . Un ejemplo de tal nombre es 61 Cygnus [116] .

En todo caso, las estrellas también se designan por el nombre del catálogo en el que están marcadas, y el número en él. Por ejemplo, Betelgeuse en varios catálogos se designa como HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 y PPM 149643 [116] .

Para estrellas binarias o múltiples , variables , así como nuevas o supernovas , se utiliza una notación diferente [116] :

  • los componentes de estrellas dobles y múltiples, si no tienen designaciones separadas, reciben letras latinas mayúsculas al final del nombre. Por ejemplo, una enana blanca en el sistema de Sirio se denomina Sirio B, α Canis Major B, HD 48915 B;
  • las estrellas variables tienen una notación más compleja que se ha desarrollado históricamente. Si no tienen una designación de Bayer, entonces se nombran en forma de letra latina mayúscula y la constelación en la que se encuentran, en el orden del descubrimiento, comenzando con R (en algunos casos con Q). La letra Z va seguida de designaciones de dos letras: comenzando de RR a RZ, luego de SS a SZ, y así sucesivamente, hasta ZZ. Luego vienen las designaciones de AA a AZ, de BB a BZ, y así sucesivamente de QQ a QZ, y no se usa la letra J. Este método le permite designar 334 estrellas en cada constelación, después de lo cual se designan como V335, V336, etc. Dichos nombres incluyen R Andromedae , RR Lyra y V1500 Cygnus;
  • las novas y las supernovas, aunque son variables, tienen una notación diferente. Las nuevas estrellas se nombran según la constelación en la que fueron vistas y según el año, por ejemplo, la nueva Cygnus de 1975 , y a su vez el nombre según el sistema de estrellas variables (la misma nueva tiene la designación V1500 Cygnus). Las supernovas se designan por el año de su descubrimiento y por el orden en que fueron descubiertas: las primeras 26 se indican con letras latinas mayúsculas de la A a la Z, luego minúsculas de aa a az, de ba a bz, y así sucesivamente. Un ejemplo de tal notación es SN1997bs [118] .

Historia del estudio

La idea de las estrellas en la antigüedad

Desde la antigüedad, la gente ha prestado atención al cielo y ha notado varios grupos de estrellas en él. El arte rupestre más antiguo del cúmulo estelar abierto de las Pléyades , descubierto en la cueva de Lascaux , data de los milenios XVIII-XV aC [119] . Algunas de las constelaciones descritas en los catálogos estelares sumerios han sobrevivido hasta nuestros días , y de las 48 constelaciones descritas por Ptolomeo en el siglo II d.C. e., 47 están incluidas en la lista de 88 constelaciones aprobada por la Unión Astronómica Internacional [120] [121] . Algunas estrellas brillantes recibieron sus propios nombres, que también diferían en diferentes culturas: los nombres árabes eran los más comunes [117] .

El cielo estrellado también se utilizó para fines aplicados. En el antiguo Egipto , el comienzo del año se consideraba el día de la primera salida helíaca de Sirio [122] . Marineros de la civilización minoica , que existió desde el tercer milenio antes de Cristo. e., sabía cómo usar las estrellas para la navegación [123] .

El estudio de los parámetros visibles de las estrellas

La astronomía recibió un desarrollo significativo en la antigua Grecia . El catálogo de estrellas más famoso de esa época fue compilado por Hiparco en el siglo II a. ej.: contenía 850 estrellas, divididas en 6 clases por brillo - más tarde esta división se convirtió en un sistema moderno de magnitudes estelares [124] . Hipparchus también fue el primero en descubrir de manera confiable una estrella variable , es decir, una nova alrededor del 134 a. mi [125] . Después de eso, los astrónomos descubrieron regularmente estrellas nuevas y supernovas: en China durante los siglos X-XVII d.C. mi. Se han descubierto 12 novas y supernovas . Entre ellos estaba la supernova de 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo [122] . Sin embargo, mucho más tarde comenzaron a descubrirse estrellas variables de otros tipos: la primera de ellas fue Mira , cuya variabilidad fue descubierta en 1609 por David Fabricius [62] .

Al mismo tiempo, se sabía poco sobre las estrellas en sí mismas: en particular, se consideraba que estaban ubicadas en una esfera muy distante de estrellas fijas incluso después de la revolución copernicana  ; esto fue facilitado por una gran distancia a las estrellas, debido a que era imposible notar ninguno de sus movimientos relativos [126] , y las conjeturas de que las estrellas distantes son en realidad similares al Sol , solo aparecieron y se justificaron más a menudo filosóficamente. Por primera vez, Christian Huygens intentó estimar la distancia a las estrellas en 1695 : obtuvo la distancia a Sirio igual a 0,5 años luz , mientras que estimó la distancia fotométricamente. En 1718 , Edmund Halley descubrió los movimientos propios de Aldebarán , Sirio y Arcturo . Al mismo tiempo, los astrónomos intentaron detectar paralajes estelares , pero carecían de la precisión de sus mediciones. Sin embargo, estos intentos llevaron a otros descubrimientos: en particular, en 1802-1803, William Herschel pudo demostrar que muchas estrellas dobles son pares físicos y no estrellas dobles ópticas. Por primera vez, la paralaje estelar en 1818-1821 pudo medirse para dos estrellas Vasily Yakovlevich Struve , y para una de ellas, Altair  , el valor resultó ser muy cercano al valor moderno, aunque el propio Struve no estaba seguro de la exactitud del resultado. En 1837, también midió la paralaje de Vega , y pronto siguieron los resultados de otros astrónomos [122] .

El estudio de la naturaleza física de las estrellas

Lejos de la verdad estaban las ideas sobre la naturaleza de las estrellas; el primer paso hacia su estudio fue la invención del espectrógrafo de hendidura y el desarrollo del análisis espectral . Las líneas de Fraunhofer se descubrieron en 1815, aunque Isaac Newton estudió el espectro del Sol ya en 1666. Ya en la década de 1860 se determinaron las composiciones de las atmósferas de diversas estrellas, incluido el Sol, y al mismo tiempo, Gustav Kirchhoff sugirió la existencia de fotosferas estelares , en las que se debería formar un espectro continuo [39] . Otro tema que ocupó a los científicos fue la fuente de energía estelar: entre los siglos XIX y XX, era popular la idea de que las estrellas brillan porque liberan energía durante la contracción gravitatoria. El problema de esta hipótesis era que, según los cálculos, tal mecanismo debería haber sido suficiente para el Sol durante 10 7 años, mientras que según la información geológica , la Tierra existe desde hace al menos 10 9 años. Tras el descubrimiento de la radiactividad , James Jeans trató de explicarle la luz de las estrellas , pero esta idea tampoco podía explicar una vida tan larga del Sol; también poseía la hipótesis de que la energía se libera debido a la aniquilación . Finalmente, en 1920, Arthur Eddington sugirió que la energía se libera cuando los núcleos de hidrógeno se convierten en núcleos de helio , y aunque no sabía exactamente cómo se produce esta transformación, al final esta suposición resultó ser correcta, ya a fines de la década de 1930. protón-protón y CNO-ciclos de conversión de hidrógeno-helio. Después de determinar la fuente de energía estelar, comenzaron a desarrollarse teorías de la evolución estelar , que permitieron explicar la aparente diversidad de estrellas y su distribución en el diagrama de Hertzsprung-Russell [122] .

En la cultura

Diferentes pueblos identificaron diferentes asterismos y constelaciones , pero en casi todas las culturas, las estrellas de Osa Mayor , Orión y Pléyades se unieron en constelaciones . A menudo, las figuras observadas en el cielo estaban asociadas a determinadas imágenes, objetos o animales, que diversos pueblos asociaban con sus mitos y leyendas. Muchas constelaciones modernas están asociadas precisamente con la mitología griega antigua [127] [128] . El cielo estrellado y las estrellas en él se percibían en muchas civilizaciones tempranas como entidades divinas; presumiblemente, esta idea se originó en Mesopotamia y desde allí se extendió por todo el mundo. Allí también surgió la astrología , que hasta la época moderna no estuvo separada de la astronomía [129] [130] .

La vista del cielo estrellado también se refleja en obras de cultura más modernas. Por ejemplo, el nocturno  es un estilo de pintura que se caracteriza por la imagen de escenas nocturnas, en particular el cielo nocturno: una de las pinturas más famosas de este género es la Noche estrellada de Vincent van Gogh . Varias obras de ficción también están dedicadas a las estrellas , y la ciencia ficción a menudo trata sobre estrellas o sistemas estelares específicos [131] [132] [133] .

Las estrellas a menudo se ven en un sentido más simbólico: en varios idiomas, la palabra "estrella" tiene muchos significados figurativos. La imagen esquemática de una estrella se encuentra en las banderas de más de 40 países, muchos de los cuales son islámicos : en esta religión , la estrella y la media luna  son símbolo de paz y vida. Las estrellas también juegan un papel importante en otras religiones: por ejemplo, en el cristianismo , la historia de la estrella de Belén es ampliamente conocida [131] .

Notas

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Literatura

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Enlaces

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